А.Ф.Холтыгин Санкт-Петербургский Государственный Университет Кафедра Астрономии Определение параметров планетарных туманностей и химическая эволюция Галактики Баку-Шамахинская обсерватория декабрь 2012 г.

Содержание 1.Общие сведения о планетарных туманностях (ПТ) 2.Определение параметров планетарных туманностей 3.Звезды промежуточных и малых масс – индикаторы эволюции галактик 4.Химическая эволюция Галактик 5.Проблема расстояний до планетарных туманностей 6.Местная группа галактик 7.Планетарные туманности как индикаторы химической эволюции 8.Проблема расстояний до планетарных туманностей 9.Заключение. Нерешенные вопросы

Общие сведения о планетарных туманностях

Кольцевая Туманность - M57 (NGC 6720) Находится в созвездии Лира. Центральная звезда имеет 14-ю звездную величину Планетарные туманности образуются из звезд промежуточных масс 0.8 M < M < 0.8 M Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП Звезды больших масс становится сверхновыми

Средняя Масса туманности составляет Примерно 0.1 Масс Солнца Скорость расширения туманности км/с По мере расширения оболочка становится разреженней, её свечение ослабевает, и, в конце концов она становится невидимой. Длительность жизни туманности в наблюдаемой фазе - около лет. За это время их линейные радиусы возрастают в среднем от до 0.15 пк и более Ядра туманностей - горячие звёзды ранних спектральных классов. Непрерывные спектры ядер близки к спектру абсолютно чёрного тела. Температуры ядер обычно составляют тыс. К. За время существования туманности линейные радиусы ядра убывают от 10 до 0.03 радиусов Солнца В нашей Галактике, состоящей из 200 миллиардов звёзд, известно свыше 1500 планетарных туманностей Параметры туманностей

NGC 7009 УФ спектры туманностей

Образование туманности 1 стадия: медленный сверхветер (10 -4 масс Солнца/год, 10 км/с) 2 стадия: быстрый ветер (10 -8 масс Солнца/год, 2000 км/с) 3 стадия: расширение оболочки и ее ионизация излучением центральной звезды (T eff >10 5 K) X-ray continuum T>10 6 K T=10 4 K Модель ISW (взаимодействующих звездных ветров) или модель 2-х ветров. Более сложная - модель 3-х ветров: ветер красного гиганта, сверхветер и ветер от центральной звезды

Многообразие форм туманностей NGC 6369 NGC 6826 NGC 3132 Henize 3-401

NGC 6543: сброшенные оболочки

NGC 6543: гало R=V T = [10-20] км/c [10 6 – 10 7 ] лет = пк

Определение параметров ПТ

2-x уровенный атом Образование линий в спектрах туманностей n2n2 n1n1 Уравнение баланса населенностей При малых n e

3-x уровенный атом Образование линий в спектрах туманностей Уравнения баланса населенностей Решение уравнений:

Силы столкновений и утончение отношения интенсивностей линий При малых n e

Схемы уровней OIII NII 1661

Диагностика неоднородной плазмы планетарных туманностей Приближение малых флуктуаций F ij dV= Fij(T e,n e )dV Поток излучения от элементарного объема dV T e =T e (R), n e =n e (R ) R – радиус вектор элементарного объема туманности

Флуктуации N e и T e Диагностика неоднородной плазмы: Флуктуации N e и T e F (T, n) – дифференциальная парциальная мера эмиссии плазмы: G k i – излучательная способ- ность плазмы в линии k->i

Определение реальных содержаний элементов Принцип наибольшего правдоподобия: NGC 7027

Ошибки определения параметров ПТ Модель: Интенсивности линий есть нормально распределенные случайные величины I obs с математическими ожиданиями I obs 0 и дисперсиями По выборке N=1000 случайных векторов интенсивностей линий {I obs } определяются N=1000 случайных величин – параметров туманностей (T e, N e, t 2, химсостав …) и строятся их функции распределения

He/H * 10 4 Lg(C/H)+12 Lg(N/H)+12Lg(O/H)+12 Lg(N e )T e /10 4 K t2t2 =вклады крупномасштабных + мелкомасштабных флуктуаций температуры

Звезды промежуточных и малых масс – индикаторы эволюции галактик

Звезды малых и промежуточных масс как МАШИНЫ ВРЕМЕНИ Межзвездное молекулярное облако Звезда главной последовательности Красный гигант или Звезда АВГ Сброс оболочки и образование планетарной туманности Рассеивание планетарной туманности и образование белого карлика Если есть какая-то характеристика звезды не меняется за время эволюции звезды (или меняется известным образом), то ее современное значение говорит о значении этой характеристики во время образования звезды. Звезды меньших масс не успевают завершить эволюцию на ГП. Звезды больших масс становится сверхновыми

Времена различных стадий эволюции звезд (лет) Масса (масс Солнца) Спектральн ый тип Время эволюции до ГП Время жизни на ГП От ГП до стадии Красного Гиганта На стадии красного гиганта 30O · ·10 5 3· B ·10 6 2·10 6 9B2 2· ·10 7 2·10 5 5·10 6 5B5 6· ·10 7 2·10 6 2·10 7 3A0 3· ·10 8 9·10 6 8· F2 2·10 7 2· ·10 8 4· G2 5· · M0 2·10 8 3·10 10 – – 0.1M7 5· – – АВГ - - 2·10 5 9·10 5 4· · ·

Общий взгляд на эволюцию звезд 12·10 9 лет

Структура AGB-звезды Habing & Oloffson 2003 IIIIIIIV 0.02 R R а.е.1-10 пк

Химическая эволюция Галактик

Простая модель Первичное необогащенное вещ-во: X H ~0.75, X He ~ ничтожное кол-во D, 3 He и 7 Li Газ Звезды: СЗО (SFR) Ψ(t) + НФМ (IMF) Φ(M) Функция ЗО (SCF): C(t,M)= Ψ(t)Φ(M) (*) Звезды Газ: τ M, M, t, t+ τ M, Z=ΣX i для всех элементов тяжелее He Замкнутость системы (infall, outflow) ХС звезд соответствует ХС МЗС, из которой они образовались (IMA) Приближение «мгновенной циклической переработки» (IRA) В более сложных моделей отказываются от тех или иных предположений простой модели Модели химической эволюции

Возраст звезд τ(M)=1.13·10 10 M ·10 8 M ·10 6 yr (Prantzos, 07)

НФМ Начальная функция масс: распределение звезд по массам в момент их рождения N(M,M+ΔM) – число звезд с массами от M до M+ΔM N0 – полное число рассматриваемых звезд f(M) – функция масс

Образование Галактических подсистем Формирование галакти- ческих подсистем в ходе притока газа (2 эпизода выпадения вещества) Cristina Chiappini, The Formation and Evolution of the Milky Way, American Scientist, 89, 506 (2001)

Two-infall модель и сверхновые

Распределение металличности [Fe/H] долгоживущих звезд 1)Замкнутая модель 2) Модель с экспоненциально убывающим притоком газа (7 Gyr) 3)Модель с первоначальным обогащением (X 0 =0.08X SUN для Fe) Данные для солнечного цилиндра. (Prantzos, 07)

Проблема расстояний до планетарных туманностей

Орбиты звезд в Галактике

Перенормировка расстояний до ПТ 35 –Cahn & Kaler (1971) –Acker (1978) –Cahn, Kaler, Stranghellini (1992) –Phillips (2004) Каталог Число ПТ, кпк G Sc CaKa ± Ac ± CKS ± Ph ± Новый каталог исправленных расстояний до 320 галактических ПТ ПТ l b V r, km/s CaKa71 Ac78 CKS92 Ph04 r eff R 0 |z| IC SwSt IC

Планетарные туманности как индикаторы химической эволюции Галактики

Использование планетарных туманностей для изучения эволюции Галактики Планетарные туманности ( ПТ ) занимают достаточную долю объема Галактики наблюдаются значительные различия в содержании химических элементов различия в пространственном распределении и кинематических свойствах различия в массах их центральных звезд

Планетарные туманности как индикатор химической эволюции Галактики Планетарные туманности

Структура нашей Галактики Наша Галактика сбоку (Mateucchi 2008) COBE-DIRBE map APOD,

Распределение ПТ в плоскостях (X,Y), (X,Z) и (Y,Z)

Распределение ПТ по высоте над плоскостью Галактики (z) Z 0 = 0.5 кпк

dN/dz dN/dR Наблюдательные проявления химической эволюции – радиальные (dN(R z )/dR z ) и вертикальные градиенты (dN(z)/dz) : [X/H] = lg(n(X)/n(H)) – lg(n(X)/n(H)) SUN, где X – любой элемент

Уплощение градиента содержания Maciel et.al., 2005: Δt=8Gyr => ΔG=0.005÷0.01 dex kpc -1 Gyr -1

Вертикальные градиенты O/H: расхождения с моделью ХЭ Модель: Allen et.al. (1998) Расчеты среднего содержания: Lunyova&Kholtygin (2002) Отношения содержания O/H. Сплошная линия – все звезды промежуточных масс становятся ПТ (туманности I+II+III типов классификации Peimbert,78). Пунктир – ПТ типов II+III (центральные звезды малых масс). Кружки – данные расчетов содержания [O/H] для ПТ типов I+II+III, треугольники – для ПТ типов II+III. Вертикальные градиенты

Глобальные параметры планетарных туманностей Галактики и Магеллановых облаков Тип [He][C][N][O] I IIa IIb III IV Балдж БМО ММО Asplund et.al. (2005) Grevesse, Noels (1996)

Природа балджа Галактики

ПТ балджа ( каталог ) Критерии отбора : |l|

Galaxy Model Градиент содержания О/H для тонкого диска и балджа d[O/H]/dR= dex/kpc d[O/H]/dR= dex/kpc IIa II (IIa+IIb) ПТ и эволюция Галактики Содержание He, C, N и O в тонком диске (green) и балдже (yellow)

Chiappini et. al, 2009: [O/Fe] vs. [Fe/H] в красных гигантах балджа Галактики После исправления солнечного содержания Fe Сравнение содержания [O/Fe] в объектах балджа Исправление за конденсацию Fe на пылинках

Распределение ПТ балджа по z Недостаток ПТ – поглощение пыли в направлении галактического центра? Распределение ПТ в плоскости (Z,R gal )

Планетарные туманности в нашей Галактике и галактиках местной группы

Местная группа галактик на северном небе

Структура локальной системы Состав: Млечный путь, M31, M33, БМО, ММО, и около 40 карликовых галактик NGC 6822-I Leo I - dE3 M32 - E2

Наша Галактика и Магеллановы облака 54 Kawata et al., Swinburne Univ.

Радиальные градиенты содержания O и Ne для спиральных галактик галактика d[O/H]/dR (dex/kpc) d[Ne/H]/dR (dex/kpc) ссылка M GSSSD97 M ± ±0.017CGMJ06 M GSSSD97 M GS87 M ±0.01 -CUC04 NGC ± GSSSD97 Галактика Milanova & Kholtygin 2009 GSSSD97: Garnett et al. 1997, ApJ, 489, 63 CGMJ06: Crockett et al. 2006, ApJ, 637, 741 GS87: Garnett et al. 1987, ApJ, 317, 82 CUC04: Cedrés et al. 2004, A&A, 422, 511 Галактика (тонкий диск) Milanova & Kholtygin 2009

Планетарные туманности и определение расстояний до галактик

ПТ могут служить индикатором расстояния до близких Галактик Ярчайшая ПТ в 50-ти ближайших галактик имеет постоянную яркость: L([OIII]λ5007 )= 5·10 3 L Θ В линии [OIII]( ) = [OIII]λ5007 излучается около 10% полной энергии, излучаемой туманностью. В линии H - 3-5%. Спектр туманности PN060 в галактике M33 То есть ПТ высвечивает значительную часть своей энергии в очень узкой спектральной области (1-2 Å)

Расстояния до галактик: результаты Изображение галактики M83 в линии [OIII]λ5007 ПТ в галактике M83: красные точки – самые слабые, синие – самые яркие TRGB – по наиболее ярким красным гигантам SBF – флуктуациям поверхностной яркости BBSG – ярчайшим голубым сверхгигантам EPM – по расширяющимся оболочкам сверхновых

Спасибо за внимание